El Tamiz

Si no eres parte de la solución eres parte del precipitado

La vida privada de las estrellas - Las entrañas de una estrella

Continuamos hoy escudriñando La vida privada de las estrellas. En episodios anteriores de la serie hemos hablado del nacimiento de una estrella, los tipos espectrales y las clases de luminosidad, y la secuencia principal. Hoy hablaremos acerca de lo que sucede dentro de la estrella durante su estancia en la secuencia principal (que, como dijimos en artículos anteriores, es la mayor parte de su “vida”).

A pesar de que, como hemos visto en artículos anteriores, hay estrellas de masas, temperaturas y luminosidades muy diferentes, durante su estancia en la secuencia principal (mientras fusionan fundamentalmente hidrógeno) no son tan distintas unas de otras. La diferencia principal, como mencionamos al hablar de la secuencia principal, es cómo de rápido consumen el hidrógeno y, por lo tanto, cuánto tiempo permanecen en dicha etapa de su vida antes de precipitarse hacia su final.

De manera que, aunque en esta entrada hablaremos más detalladamente de la estructura interna de nuestro Sol, otras estrellas no son tan diferentes de él mientras se encuentran en su madurez. Desde luego, mencionaremos diferencias con estrellas mucho mayores o menores, pero vamos a centrarnos fundamentalmente en el Sol por dos razones: por un lado, es una estrella típica, ni muy grande ni muy pequeña. Por otro lado, es la que conocemos mejor, con mucha diferencia.

Una estrella típica es, dicho mal y pronto, una esfera casi perfecta hecha de hidrógeno, helio y trazas de otros elementos. Sí, al contrario que algunos planetas, la mayor parte de las estrellas de la secuencia principal son casi perfectamente esféricas. Nuestro Sol, por ejemplo, está achatado sólo 10 km en los polos respecto al ecuador, ¡comparado con un diámetro medio de 1.400.000 km, más de cien Tierras! Es como si un balón de fútbol tuviera un achatamiento de unos 0.003 milímetros. La razón es que, en general, no giran demasiado deprisa alrededor de su eje (nuestra estrella tarda unos 25 días), y además su masa es tan gigantesca que la fuerza gravitatoria hacia el centro es monstruosa.

Desde luego, cuando la estrella entra en la secuencia principal (empieza a fusionar hidrógeno) suele estar hecha casi totalmente de este elemento, salvo que se haya formado a partir del “cadáver” de una estrella anterior que tuviera mucho helio. Poco a poco, según lo va consumiendo, va teniendo más helio y menos hidrógeno. Nuestra estrella tiene aún un 74% de hidrógeno, y ya ha acumulado un 25% de helio - el 1% restante son otros elementos como oxígeno y carbono.

Estructura de una estrella como el Sol. De dentro hacia fuera: núcleo, zona radiativa, zona convectiva, fotosfera, cromosfera y corona (GPL).

Esta fusión del hidrógeno se produce en el núcleo de la estrella, donde la presión y la temperatura son enormes. En el caso del Sol la temperatura del núcleo alcanza los 13.600.000 K, que se dice pronto. Ahí es donde la estrella produce la enorme cantidad de energía necesaria para compensar la presión gravitatoria de su masa. Existen dos formas fundamentales en las que una estrella fusiona hidrógeno para producir helio: la cadena protón-protón y el ciclo CNO. Vamos a describir brevemente estos dos procesos esenciales:

La cadena protón-protón es la reacción de fusión de las estrellas no demasiado grandes, como nuestro Sol. Se llama “cadena” porque tiene varios pasos, aunque a veces se simplifiquen las cosas y se diga simplemente que la fusión consume hidrógeno y produce helio, sin indicar qué ocurre en el proceso. Este proceso consta de tres pasos:

En primer lugar, dos núcleos de hidrógeno (dos protones) se fusionan, produciendo un núcleo de deuterio (un protón y un neutrón), un neutrino electrónico y un positrón. Desde luego, este positrón no dura mucho: en cuanto se encuentra con un electrón, ambos se aniquilan y liberan un fotón de muchísima energía (lo que solemos llamar radiación gamma). El neutrino y el fotón se llevan parte de la energía total que producirá la cadena completa.

A continuación, ese núcleo de deuterio se fusiona con otro núcleo de hidrógeno (otro protón), de manera que se tienen dos protones y un neutrón, es decir, un núcleo de helio-3, y se libera otro fotón muy energético. ¡Ya casi tenemos el helio-4!

El paso final puede seguir varios caminos, pero el más común es que se unan dos de esos núcleos de helio-3 para dar un núcleo de helio-4, muchísima energía fotónica, y dos protones libres de nuevo (que vuelven al principio de la cadena para fusionarse, etc.).

Aquí tienes un pequeño diagrama de los pasos de esta cadena:

Cadena pp

Crédito: Wikipedia (GPL).

En estrellas más grandes que el Sol (que tienen condiciones más extremas y abundancia de otros elementos además del hidrógeno y el helio) es más común un proceso diferente, denominado ciclo CNO o ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno. Este ciclo es algo más complicado que la cadena protón-protón, y tiene seis pasos. No vamos a entrar en mucho detalle de cada paso (son todos muy similares), pero básicamente se produce la fusión de un protón con carbono-12 para dar nitrógeno-13, que se desintegra en carbono-13, un positrón y un neutrino; el carbono-13 se fusiona con otro protón para dar nitrógeno-14, que se fusiona con otro protón (sí, hay muchos protones) para dar oxígeno-15, que se desintegra en nitrógeno-15, un positrón y un neutrino; el nitrógeno-15 se fusiona con otro protón para dar carbono-12 y helio-4. En cada uno de estos pasos, por supuesto, se liberan fotones muy energéticos.

Lo curioso del asunto es que hay muchos elementos involucrados, pero fíjate: en un paso se consume carbono-12, que se produce en otro paso. El nitrógeno-13 se produce en un paso y se consume en otro. Y lo mismo pasa con todos los demás elementos involucrados excepto el hidrógeno y el helio, de manera que si “sumas” todas las reacciones de fusión del ciclo, al final lo que pasa es que se consumen núcleos de hidrógeno (protones) y se produce helio-4. Los demás elementos actúan de “catalizadores”, haciendo que este tipo de fusión sea más rápido que en su ausencia.

Cualquiera que sea el proceso (la cadena protón-protón o el ciclo CNO), al final lo que sucede es que va desapareciendo el hidrógeno y va apareciendo helio. Al ser el helio más denso que el hidrógeno, la estrella se va comprimiendo poco a poco y, a la vez, calentándose. Además, en estas reacciones de fusión, como has visto, se liberan ingentes cantidades de neutrinos y de fotones. Estos dos tipos de partículas sufren destinos muy diferentes: los neutrinos atraviesan la estrella sin casi darse cuenta, y salen de él a la velocidad de la luz. Sin embargo, el interior de las estrellas es de una densidad gigantesca: los fotones recorren unos pocos milímetros antes de ser absorbidos por cualquiera de los núcleos atómicos que los rodean.

¿Quiere esto decir que la radiación nunca abandona la estrella? Desde luego que no (o no brillarían). Los fotones son absorbidos, de modo que “calientan” la región en la que se producen. Estos núcleos atómicos liberan la energía que han absorbido en forma de más fotones (normalmente, más fotones de los que absorbieron, pero con menos energía cada uno), que salen despedidos en todas direcciones (sí, algunos hacia “fuera”, pero otros hacia “dentro”). Estos nuevos fotones recorren unos pocos milímetros… ¡y son absorbidos de nuevo! Poco a poco, palmo a palmo, algunos fotones van logrando salir a capas más externas de la estrella. Al final, desde luego, salen, pero tardan muchísimo tiempo: la luz que vemos al mirar al Sol son fotones que fueron liberados por núcleos que absorbieron fotones, que fueron liberados por núcleos… y así hasta el fotón original producido por la fusión en el núcleo, hace miles o millones de años. Aún no sabemos cuánto tiempo, pero sí que, como mínimo, es de 17.000 años (algunos científicos sugieren cifras de hasta cincuenta millones de años).

Fuera del núcleo ya no se produce la fusión: la temperatura sigue siendo increíblemente alta, pero se debe simplemente a la radiación emitida por el núcleo, de modo que según nos movemos “hacia fuera”, la temperatura va disminuyendo. Esta región del exterior del núcleo suele dividirse en dos partes diferentes: la zona radiante y la zona convectiva. Dependiendo del tamaño de la estrella, la zona radiante puede estar primero y, rodeándola, la zona convectiva (como es el caso del Sol), o al revés. De hecho, si la estrella es muy pequeña, como una enana roja, puede ni siquiera existir la zona radiante.

La única diferencia entre ambas zonas es que en la zona convectiva, como su propio nombre indica, se produce convección: hay movimientos del fluido, algunas veces muy violentos y turbulentos, de modo que parte de la energía térmica sale hacia el exterior, no por radiación, sino en forma de masa de gas muy caliente. Por eso, la superficie de las estrellas como nuestro Sol no está a una temperatura uniforme - en las zonas en las que asciende material muy caliente es mayor. En la zona radiante, por el contrario, apenas hay movimiento de la masa estelar: la mayor parte de la transferencia de energía de dentro hacia fuera se produce por radiación.

Independientemente del orden de estas dos zonas, llegamos por fin a la superficie visible de la estrella, lo que realmente vemos de ella: la fotosfera (que es, por cierto, donde se observó helio por primera vez). La fotosfera está tan lejos del caliente núcleo que está muy fría, relativamente hablando: en el caso del Sol, a unos 6.000 K.

Fuera de la fotosfera se encuentra la atmósfera de la estrella - sí, las estrellas también tienen atmósfera, ¡de hecho estás dentro de ella, como veremos en un par de párrafos! La atmósfera de las estrellas tiene varias regiones diferenciadas (aunque algunas, estrictamente, tienen nombre sólo para nuestro Sol, pero bueno): el mínimo de temperatura es la región inferior de la atmósfera estelar, y es la zona de menor temperatura de la estrella. En el caso del Sol, unos 4.000 K. De hecho, está tan “fría” que allí no sólo hay átomos, ¡hay incluso moléculas! En las capas bajas de la atmósfera de nuestra estrella hay moléculas de agua y dióxido de carbono.

Nuestro Sol visto desde el telescopio de rayos X del satélite Yohkoh.

Sin embargo, a partir de ahí las cosas se vuelven extrañas: ¡la temperatura aumenta! Estamos en la cromosfera, llamada así porque durante un eclipse de Sol puede verse brillar en varios colores. Desde luego, hablar de “temperatura” aquí es algo bastante relativo, pues la densidad es muy pequeña. Pero los átomos que hay se mueven muy rápido - hasta llegar a los 100.000 K en la cima de la cromosfera.

En el exterior de la cromosfera se encuentra la corona, que es también visible durante los eclipses. La corona tiene una densidad aún menor, y una temperatura aún mayor, que la cromosfera: en el caso del Sol alcanza varios millones de grados, temperaturas similares a las que hay en las profundidades de la estrella, y no se sabe muy bien por qué, aunque se piensa que puede tener que ver con los intensos campos magnéticos producidos por el movimiento del plasma por debajo.

Cromosfera y corona del Sol (GPL).

La corona de nuestra estrella acaba más o menos a un 10% de la distancia entre el Sol y nosotros, y a partir de ahí se encuentra la capa más externa de su atmósfera: la heliosfera, que llega más allá de Plutón. Las sondas Voyager van a ser los primeros objetos construidos por el hombre en salir realmente de nuestra estrella - ya están en la heliopausa, la frontera entre la heliosfera y el medio interestelar.

Esta estructura estelar que hemos descrito se mantiene, aunque poco a poco la estrella aumente de temperatura y se comprima, hasta que el hidrógeno del núcleo se va acabando y sólo queda helio. Entonces, la estrella abandona la secuencia principal e inicia el camino hacia su “muerte”. Sin embargo, es ahora cuando las cosas pueden tomar rutas muy diferentes, dependiendo del tamaño de la estrella.

De hecho, como ya mencionamos anteriormente en la serie, si la estrella es muy pequeña la fusión es tan lenta ¡que aún no han acabado ni las primeras que se formaron en el Universo! Se piensa que estas estrellas tan pequeñas “mueren” igual que vivieron: discretamente. Eso justamente estudiaremos en el siguiente capítulo de la serie, al hablar de las enanas blancas.

Bocados de Inglés

Astronomía, Ciencia, La vida privada de las estrellas

22 comentarios

De: meneame.net
2007-09-06 13:53:33

Las entrañas de una estrella

Despues de describir los tipos de estrellas y sus dos primeros pasos (el nacimiento y la secuencia principal) nos cuenta que hace la estrella en su secuencia principal. Que fusiona y como lo hace en la mayor etapa de su vida.


De: Ferran Ferri
2007-09-06 14:42:58

O sea que si no fuera por las capas exteriores de la atmosfera solar, podriamos incluso mandar un satelite al sol que soportara los 4000 K de temperatura, evidentemente con las grandisimas dificultades que eso plantearia.

Otra cosa: algun dia podrias abrir un tema sobre fuerzas y otras factores que intervienen en el espacio? Es que no me queda muy claro que es la conveccion, por ejemplo, pero ademas estaria bien que explicaras en que intervienen por ejemplo los campos magneticos en la tierra y en el sol, la gravedad, etc etc., en alguna serie del tipo: fisica para cobardes o alguna cosa asi :)

Alguien mas cree que seria interesante?


De: Pedro
2007-09-06 19:47:04

Ferran,

Sí, la temperatura no es tan gigantesca, una vez que pasas la peor parte. No sé cómo de difícil sería llegar hasta allí con un satélite, pero estoy absolutamente seguro de que lo haremos - tal vez no lo veamos ni tu ni yo, pero mi predicción es que ocurrirá.

Respecto a lo otro, tus preguntas están ya en el "cargador", aunque en series diferentes: cuando acabe la serie de cuántica empezará una sobre las "cuatro fuerzas", que incluirá el magnetismo. Respecto a la convección y la radiación, entrarán cuando tengamos una serie de termodinámica, aunque no sé bien cuándo empezará (tiene que acabar alguna otra antes, si no son demasiadas).


De: aneolf
2007-09-06 21:51:12

Relatividad Especial, Cuántica, Partículas, Elementos,...
Caray, me reconcome la impaciencia. Enhorabuena por tu trabajo.

Lo curioso del asunto es que hay muchos elementos involucrados, pero fíjate: en un paso se consume carbono-12, que se produce en otro paso. El nitrógeno-13 se produce en un paso y se consume en otro. Y lo mismo pasa con todos los demás elementos involucrados excepto el ¿hidrógeno?, ¿no debería decir Helio?


De: Pedro
2007-09-07 06:50:16

aneolf,

Debería decir "hidrógeno Y helio", ¡gracias! Acabo de corregirlo.


De: BooT Loos
2007-09-09 19:52:28

Hola wenas.
Una pregunta: ¿A qué se deben las llamadas"manchas solares? Tengo entendido que son zonas en las que la superficie está mas fria y se "solidifica" (aunque esto parece un poco raro tratandose de Hidrógeno y Helio...)
Enorabuena por la web y gracias


De: GERARDO OBREGÓN
2008-11-17 01:52:16

Tenemos una escuela mi hermana y yo, toda esta información es de gran utilidad para varios proyectos y eventos que hacemos en la escuela PICCOLINO MONTESSORI.

Si tienen mas información se agradece nuestro correo es piccolinomontessori@gmail.com

FELICIDADES Y MUCHAS GRACIAS


De: Doc
2009-01-21 23:24:51

Recientemente se ha publicado un artículo que atribuye las extrañas altas "temperaturas" de la corona y cromosfera solares al inmenso "ruido" (frecuencias ultrasónicas) producido en la superficie solar . El sol es el lugar más ruidoso del sistema solar. Aquí hablan de ello (no conozco el blog):

http://rejillasdeluzypaz.wordpress.com/2008/11/30/un-satelite-de-la-nasa-confirma-la-musica-de-las-esferas/


De: Joaquin
2009-04-17 04:30:53

Después de muchos años de tener la curiosidad dormida, reencontrarme con esa aventura de aprender algo nuevo, de querer conocer cada cosa que se cruza.. Gracias por esta fabulosa página que permite aprender esos porques y comos.
Fascinantes todas las series.
No encontre y no se si hay, pero me encantaria leer sobre la teoría del caos.


De: Pedro
2009-04-17 16:29:25

Joaquín, no hay, aunque seguramente habrá :)


De: Joaquin
2009-05-16 04:50:29

Me quedaré esperandola entonces!


De: josell
2010-07-16 04:52:15

Pero, cuando una estrella fusiona oxígeno, ¿acaso este no se junta con el hidrógeno de la estrella para formar agua o eso pasa tras la explosión?


De: Pedro
2010-07-16 07:48:27

josell, en la estrella no hay moléculas, la temperatura es demasiado alta. Hasta los átomos están ionizados y los electrones van a su bola. El agua se forma luego, fuera de la estrella.


De: Aldo
2011-03-18 19:48:35

El primer paso de la cadena protón-protón, se fusionan dos protones y forman deuterio + 1 neutrino + 1 positrón. La masa de los dos protones originales es menor que la del deuterio (la masa del neutrón es ligeramente mayor que la del protón)...y encima se libera un neutrino y un positrón!
De donde sale la masa que falta en la ecuación?
Gracias y aprovecho para felicitarte por los artículos, realmente muy buenos.


De: Pedro
2011-03-18 22:17:19

Aldo, no veo los números que estás utilizando, pero por lo que dices creo que el error puede estar en que estás utilizando la masa del deuterio (2.01410178 u), cuando lo que se forma es un núcleo de deuterio, cuya masa es 2.013553212724 u. ¿Puede ser eso? :)


De: Aldo
2011-03-22 07:16:39

Gracias Pedro y disculpa mi demora en contestar.
Voy a rehacer la pregunta:
Partimos con dos protones que se fusionan y forman un núcleo de deuterio (1 protón + 1 neutrón) y liberan 1 neutrino + 1 positrón. La masa del protón es 1.0073 u, obviamente dos protones tendrían una masa de 2.0146 u. La masa del núcleo de deuterio o deuterón es, como bien dijiste, de 2.013553212724 u. En la fusión se libera energía y es la responsable de que parte de la materia se pierda, pero el núcleo de deuterio sigue siendo un protón + un neutrón y si sumo las masas de ambos (1.0073 u + 1.0087 u) me da 2.016 u.
Que cosa han perdido estos nucleones para "pesar" menos?
Es como si tuviera manzanas de 100 grs y pomelos de 120 grs. Fusiono dos manzanas de 100 grs, saltan pedazos (netrino y positrón) y obtengo una manzana y un pomelo. Peso a ambas y no obtengo 220 grs sino 198 grs. Los 22 grs perdidos es resultado de la fusión. Pero la única explicación es que la manzana y el pomelo producto de la fusión no son las mismas, algo perdieron.
Espero que se haya entendido mi duda y gracias de antemano.


De: Pedro
2011-03-22 08:23:42

Aldo, creo que ahora sí lo entiendo (antes pensaba que te salía más masa al final, no menos).

Que cosa han perdido estos nucleones para “pesar” menos?

Energía :) Puesto que el núcleo de deuterio tiene menos energía que los dos nucleones juntos, también tiene menos masa (http://en.wikipedia.org/wiki/Binding_energy) De hecho, si coges el "defecto de masa" que te sale sumando las masas finales y restando las iniciales y haces lo de E = mc^2, seguro que te sale la energía liberada tras la fusión.


De: Aldo
2011-03-22 09:23:38

Gracias Pedro, me ha quedado claro.


De: Ernest
2011-08-26 18:34:57

Bajo mi inmensa ignorancia sobre estos temas y a riesgo de que la pregunta sea ridicula.
En el primer paso de la cadena protón-protón pierdo los papeles. Revisando "Esas maravillosas particulas" y consultando un poco la wikipedia, recodemos que un protón está formado por tres quarks, Up, Up, Down, además en la wikipedia no se muy bien porque los pintan de diferente color y aunque no dan importancia al color escogido remarcan que es importante saber que hay tres colores. Asi el protón ampliando un porquito serían tres quarks Up azul, Up rojo y Dow verde.
De la mísma manera, un neutrón serían tres quarks Up azul, Down rojo y Down verde.
¿De que manera "mutan" los quarks de dos protones, con sus respectivos colores a los quarks de un proton y un neutrón y sus respectivos colores?
Perdonad la pregunta si suena infantil, me interesa la física, pero desde luego no es mi campo.

Excelente blog, realmente excelente.


De: sertorivs
2012-07-10 15:59:20

Hola,
al releer esta serie y llegar al ciclo CNO algo me ha llamado la atención, ¿los decaimientos beta del N-13 en C-13 y O-15 en N-15 no generan un positrón y un neutrino?
Si fuera así me alegraría un montón y no por la corrección (es una tontería al fin y al cabo), sino por el mero hecho de que una luz se haya encendido en mi mente al releerlo. Eso querría decir que algo voy aprendiendo gracias a webs como esta.
Gracias por los buenos ratos que me hacéis pasar entendiendo algo más de esto tan complicado que llamamos universo.


De: raul merea vidalon
2013-02-01 22:03:09

normalmente dentro de las estrellas la presion generada por la gravedad obliga a los protones y a los electrones que forman el hidrogeno a chocar entre si y es la barrera coulumbiana la que no permite que las particulas se queden juntas cuando son forzadas a chocar por efecto de la gravedad esto implica que las particulas que estan rebotando unas contra otras comiensan a generar efectos fotoelectricos lo cual aumenta la temperatura hasta el punto en que verdaderamente empieza la fusion .


De: raul merea vidalon
2013-02-02 08:57:08

Bien para terminar con el comentario anterior recordare que los neutrones no existen al inicio de la fusion ya que el hidrogeno solo consta de protones y
electrones y los neutrones se forman cuando algunos electrones chocan y se fusionan conalgunos de los protones creandose la secuencia de las 3 particulas que permite la conversion del hidrogeno en todos los demas elementos que si necesitan del neutron para equilibrar las cargas de sus estructuras moleculares.


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